銀河の電離光子脱出率 - 東京大学...2007年11月1日東大天文センター談話会...

２００７年１１月１日東大天文センター談話会

銀河の電離光子脱出率銀河の電離光子脱出率

井上昭雄井上昭雄

大阪産業大学教養部物理学教室大阪産業大学教養部物理学教室


目次目次

宇宙再電離について宇宙再電離について

銀河の電離光子脱出率の研究レビュー銀河の電離光子脱出率の研究レビュー

ＶＬＴによるｚ～３電離光子の直接測定ＶＬＴによるｚ～３電離光子の直接測定

直接測定と間接推定から得た電離光子直接測定と間接推定から得た電離光子脱出率進化脱出率進化

銀河進化の枠組みでの理解へ銀河進化の枠組みでの理解へ

まとめまとめ


宇宙再電離宇宙再電離

Ｇｕｎｎ＆Ｐｅｔｅｒｓｏｎ（１９６５）Ｇｕｎｎ＆Ｐｅｔｅｒｓｏｎ（１９６５）

–– ＱＳＯ可視スペクトルに連続光成分が残ってＱＳＯ可視スペクトルに連続光成分が残っていることから、銀河間空間が電離しているこいることから、銀河間空間が電離していることを指摘とを指摘


ＱＳＯ１４２２＋２３（ｚ＝３．６２）

Ｒａｕｃｈ１９９８，ＡＲＡ＆Ａ，３６，２６７

波長（Å）

2/3

HI6

Ly 101)(10)( ⎟

⎠⎞

⎜⎝⎛ +≈

zzxzατ

一様な銀河間空間における赤方偏移ｚでの水素Ｌｙα吸収の光学的厚み（Ｇｕｎｎ＆Ｐｅｔｅｒｓｏｎ１９６５）

連続光成分が残っている！


Barkana & Loeb (2001)

電離中性電離

宇宙再電離


宇宙再電離宇宙再電離 ―― 観測的制限観測的制限

ＳＤＳＳＳＤＳＳｚ～６ｚ～６ＱＳＯｓＱＳＯｓ–– ＢｅｃｋｅｒＢｅｃｋｅｒｅｔｅｔａｌ．（２００１），Ｆａｎａｌ．（２００１），Ｆａｎｅｔｅｔａｌ．（２００６）ａｌ．（２００６）–– Ｇｕｎｎ－ＰｅｔｅｒｓｏｎＧｕｎｎ－Ｐｅｔｅｒｓｏｎｔｒｏｕｇｈ発見ｔｒｏｕｇｈ発見–– ｚ～６は再電離の完了期ｚ～６は再電離の完了期ＷＭＡＰＷＭＡＰｐｏｌａｒｉｚａｔｉｏｎｐｏｌａｒｉｚａｔｉｏｎｃｏｒｒｅｌａｔｉｏｎｃｏｒｒｅｌａｔｉｏｎ–– ＰａｇｅＰａｇｅｅｔｅｔａｌ．（２００７），Ｋｏｇｕｔａｌ．（２００７），Ｋｏｇｕｔｅｔｅｔａｌ．（２００３）ａｌ．（２００３）–– 電子散乱の光学的厚み電子散乱の光学的厚みττ＝０．０９＝０．０９±±０．０３０．０３–– 再電離の開始はｚ～１０再電離の開始はｚ～１０ｚ～６ｚ～６ＧＲＢアフターグロウＧＲＢアフターグロウｚ～６ｚ～６ライマンライマンααエミッターエミッター


宇宙再電離宇宙再電離 ―― 観測的制限観測的制限Ｆａｎｅｔａｌ．（２００６）


宇宙再電離史の２つのカギ宇宙再電離史の２つのカギ

1.1. バリオンー電離光子変換効率バリオンー電離光子変換効率星形成効率星形成効率

初期質量関数初期質量関数

星スペクトル星スペクトル

2.2. 電離光子脱出率電離光子脱出率

東大天文センター談話会

宇宙再電離シミュレーション例宇宙再電離シミュレーション例

吉田直紀天文月報Sokasian et al. 2004

電離光子脱出率20-30%


銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― 理論的考察理論的考察

ＣｌｕｍｐｙＣｌｕｍｐｙｍｅｄｉｕｍの方が大きい脱出率ｍｅｄｉｕｍの方が大きい脱出率–– ＣｉａｒｄｉＣｉａｒｄｉｅｔｅｔａｌ．（２００２）ａｌ．（２００２）

ＭｏｎｔｅＭｏｎｔｅＣａｌｒｏＣａｌｒｏｒａｄｉａｔｉｖｅｒａｄｉａｔｉｖｅｔｒａｎｓｆｅｒｔｒａｎｓｆｅｒｉｎｉｎｃｌｕｍｐｙｃｌｕｍｐｙＩＳＭＩＳＭ

ＳｍａｌｌＳｍａｌｌｏｂｊｅｃｔｓの方が大きい脱出率ｏｂｊｅｃｔｓの方が大きい脱出率–– ＦｕｊｉｔａＦｕｊｉｔａｅｔｅｔａｌ．（２００３）ａｌ．（２００３）

ＳＮＳＮｓｕｐｅｒｓｈｅｌｌｓｕｐｅｒｓｈｅｌｌｂｌｏｗｏｕｔによる電離光子脱出ｂｌｏｗｏｕｔによる電離光子脱出

–– ＫｉｔａｙａｍａＫｉｔａｙａｍａｅｔｅｔａｌ．（２００４）ａｌ．（２００４）ＩｏｎｉｚａｔｉｏｎＩｏｎｉｚａｔｉｏｎｆｒｏｎｔｆｒｏｎｔｂｌｏｗｏｕｔによる電離光子脱出ｂｌｏｗｏｕｔによる電離光子脱出


銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― これまでの観測的制限（１）これまでの観測的制限（１）

近傍スターバースト銀河近傍スターバースト銀河（検出１？／６天体）（検出１？／６天体）–– 電離光子未検出（５天体）：脱出率１－１０％以下電離光子未検出（５天体）：脱出率１－１０％以下

ＬｅｉｔｈｅｒｅｒＬｅｉｔｈｅｒｅｒｅｔｅｔａｌ．（１９９５），Ｈｕｒｗｉｔｚａｌ．（１９９５），Ｈｕｒｗｉｔｚｅｔｅｔａｌ．（１９９７），ａｌ．（１９９７），ＤｅｈａｒｖｅｎｇＤｅｈａｒｖｅｎｇｅｔｅｔａｌ．（２００１）ａｌ．（２００１）

スペクトル観測（ＨＵＴ，ＦＵＳＥ）スペクトル観測（ＨＵＴ，ＦＵＳＥ）

–– 電離光子検出（１天体）：脱出率１０％電離光子検出（１天体）：脱出率１０％ＢｅｒｇｖａｌｌＢｅｒｇｖａｌｌｅｔｅｔａｌ．（２００６）ａｌ．（２００６）

スペクトル観測（ＦＵＳＥ）スペクトル観測（ＦＵＳＥ）

ｚ～１星形成銀河ｚ～１星形成銀河（検出０／３２）（検出０／３２）–– 電離光子未検出（３２天体）：脱出率１％以下電離光子未検出（３２天体）：脱出率１％以下

ＭａｌｋａｎＭａｌｋａｎｅｔｅｔａｌ．（２００３），Ｓｉａｎａａｌ．（２００３），Ｓｉａｎａｅｔｅｔａｌ．（２００７）ａｌ．（２００７）

広帯域測光観測（ＨＳＴ／ＳＴＩＳ，ＡＣＳ）広帯域測光観測（ＨＳＴ／ＳＴＩＳ，ＡＣＳ）

ＢＵＴ！Ｇｒｉｍ

ｅｓｅｔａｌ．

（２００７）

再解析後、電

離光子無し！


銀河からの電離光子脱出率銀河からの電離光子脱出率―― これまでの観測的制限（２）これまでの観測的制限（２）

ＳｔｅｉｄｅｌＳｔｅｉｄｅｌｅｔｅｔａｌ．（２００１）ａｌ．（２００１）–– スペクトル観測（Ｋｅｃｋ／ＬＲＩＳ）スペクトル観測（Ｋｅｃｋ／ＬＲＩＳ）–– もっとも青いもっとも青いＬＢＧｓ２９個の重ねＬＢＧｓ２９個の重ね

合わせスペクトルから合わせスペクトルから検出検出

–– 脱出率約５０％脱出率約５０％ＧｉａｌｌｏｎｇｏＧｉａｌｌｏｎｇｏｅｔｅｔａｌ．（２００２）ａｌ．（２００２）–– スペクトル観測（ＶＬＴ／ＦＯＲＳ）スペクトル観測（ＶＬＴ／ＦＯＲＳ）–– もっとも明るいもっとも明るいＬＢＧｓ２個ＬＢＧｓ２個–– 脱出率５％以下脱出率５％以下

ＩｎｏｕｅＩｎｏｕｅｅｔｅｔａｌ．（２００５）ａｌ．（２００５）–– 狭帯域測光観測（ＶＬＴ／ＦＯＲ狭帯域測光観測（ＶＬＴ／ＦＯＲ

Ｓ）Ｓ）

–– ＬＬ＊＊ＬＢＧｓ２個ＬＢＧｓ２個–– 脱出率２０％以下脱出率２０％以下ＳｈａｐｌｅｙＳｈａｐｌｅｙｅｔｅｔａｌ．（２００６）ａｌ．（２００６）–– スペクトル観測（Ｋｅｃｋ／ＬＲＩＳ）スペクトル観測（Ｋｅｃｋ／ＬＲＩＳ）–– 明るいＬＢＧｓ１４個中、明るいＬＢＧｓ１４個中、２個から２個から

検出検出

–– 検出の２個は脱出率約５０％検出の２個は脱出率約５０％–– 全平均で脱出率５％全平均で脱出率５％

ｚ～３ライマンブレイク銀河


ＶＬＴ狭帯域測光観測によるＶＬＴ狭帯域測光観測によるｚ～３ＬＢＧの電離光子観測ｚ～３ＬＢＧの電離光子観測

Ｉｎｏｕｅ，Ｉｎｏｕｅ，Ｉｗａｔａ，Ｉｗａｔａ，Ｄｅｈａｒｖｅｎｇ，Ｄｅｈａｒｖｅｎｇ，Ｂｕａｔ，Ｂｕａｔ，

ＢｕｒｇａｒｅｌｌａＢｕｒｇａｒｅｌｌａ２００５，２００５，Ａ＆Ａ，Ａ＆Ａ，４３５，４３５，４７１４７１

Lyman limit (z=3.2)

Lyα


狭帯域測光観測の特徴狭帯域測光観測の特徴

◎◎スペクトル観測より高感度スペクトル観測より高感度–– 波長方向に積分波長方向に積分–– スリットロスなしスリットロスなし

◎◎ライマンリミットごく近傍（９００ライマンリミットごく近傍（９００ÅÅ）を観測）を観測–– 銀河間吸収が比較的小さい銀河間吸収が比較的小さい–– 広帯域では観測波長が短い（～７００広帯域では観測波長が短い（～７００ÅÅ））

××観測できる天体の赤方偏移範囲が限られる観測できる天体の赤方偏移範囲が限られる–– 非電離光子を避けるためにはｚ＞３．１７非電離光子を避けるためにはｚ＞３．１７

Ｉｎｏｕｅｅｔａｌ．（２００５）


観測観測

狭帯域測光観測狭帯域測光観測（Ｉｎｏｕｅ（Ｉｎｏｕｅｅｔｅｔａｌ．２００５）ａｌ．２００５）–– ＶＬＴ／ＦＯＲＳ１，ＯＩＩ＋４４（３７１７ＶＬＴ／ＦＯＲＳ１，ＯＩＩ＋４４（３７１７ÅÅ））–– ターゲットフィールド：ＨＤＦ－Ｓｏｕｔｈターゲットフィールド：ＨＤＦ－Ｓｏｕｔｈ–– 有効積分時間：４０６３６秒（約１１時間）有効積分時間：４０６３６秒（約１１時間）–– ３３σσ限界等級（１．７限界等級（１．７″″四方）：２７．４等（ＡＢ）四方）：２７．４等（ＡＢ）スペクトル観測スペクトル観測（Ｉｗａｔａ（Ｉｗａｔａｅｔｅｔａｌ．２００５）ａｌ．２００５）–– ＶＬＴ／ＦＯＲＳ２ＶＬＴ／ＦＯＲＳ２–– ＬａｂｂＬａｂｂｅｅｅｔｅｔａｌ．（２００３）のｐｈｏｔｏ－ａｌ．（２００３）のｐｈｏｔｏ－ｚｚカタログからカタログからターゲット選択（１５個，Ｉターゲット選択（１５個，ＩＡＢＡＢ＜２５．０）＜２５．０）

–– ｓｐｅｃ－ｚ＞３．１７は２個だけｓｐｅｃ－ｚ＞３．１７は２個だけｐｈｏｔｏ－ｐｈｏｔｏ－ｚｚが系統的に過大評価であったためが系統的に過大評価であったため

HDFS85

HDFS1825 I814OII+44

Unit of the photometric data is nJy.ID of galaxies and U, B, V, Iphotometric data are taken from Casertano et al.(2000).Upper limits are 3-σ.

HDFSHDFS 8585 18251825

zzspsp 3.1703.170 3.2753.275

OII+44OII+44


電離光子脱出率の進化

• Inoue, Iwata, Deharveng2006, MNRAS, 371, L1-L5


NOTE: LC(Lyman continuum: 900A)UV(non-ionizing UV: ~1500A)

脱出率いろいろ• (absolute) escape fraction:

– IGM correction– LC-UV intrinsic ratio– UV dust correction

• relative escape fraction:(e.g., Steidel et al.2001)– IGM correction– LC-UV intrinsic ratio

intLC

escLC

esc FFf ≡

intUV

escUV

intLC

escLC

relesc, //FFFFf ≡

Inoue, Iwata, Deharveng (2006)

IGM correction

dust correction

intrinsic ratio IGM corre

ction

intrinsic ratio

)exp()/()exp()/(

dustUV

intUV

intLC

IGMLC

obsUV

obsLC

ττ

FFFF

=

)exp()/()/( IGM

LCintUV

intLC

obsUV

obsLC τ

FFFF

=


脱出フラックス比

• Escape flux density ratio:(Inoue et al.2006)– IGM correction


)exp( IGMLCobsUV

obsLC

escUV

escLC

esc τFF

FFR =≡

escdustUV

intUV

intLCesc ~))exp(/( fFFf τ=

IGM correction

for typical z~3 LBGs(but very uncertain)

平均的にはロバストな推定

が可能

obsUV

escLC

esc ρρ

=R ~1


直接観測からの制限


Shapley et al.composite(14)

D3-ap1

C49

Siana et al.stack(21)

Grimes et al.Haro11(re.)

?An average

IGM correction is applied.

(11)


observed Lyman limit intensity

ＵＶＢからの制限：方法


),()()( escLCgalQSOobs ρzJzJzJ +=

QSOs

IGM (Miniati et al.)

galaxy?

obsUVesc

escLC ρρ R=

observed UV emissivityNo need dust correction!


銀河間空間での電離光子輸送• ｍｅａｎｓｐｅｃｉｆｉｃｉｎｔｅｎｓｉｔｙ

• ｅｆｆｅｃｔｉｖｅＩＧＭｏｐａｃｉｔｙ

• ｃｏｍｏｖｉｎｇｅｍｉｓｓｉｖｉｔｙ

∫∞ −+=obs

obsobseff ),,(3

obsobsobs ),(4

)1(),(z

zzezdzdldzzzJ ντνρ

πν

∫∫∞ −−

∂∂∂

=0

),',(

HI

2

HIobsobseff }1{'),,( HIobs

obs

Nzz

ze

zNdNdzzz ντντ N

),(),(),(),( IGMgalQSO zzzz νρνρνρνρ ++=


ＵＶＢからの制限：結果

Shapley et al.composite(14)

D3-ap1

C49

Siana et al.stack(21)

Grimes et al.Haro11(re.)

An average IGM correction

is applied.

UVB datared: Scott+02green: Bolton+05blue: Fan+06

open symbols:high UV emissivity case

(11)



脱出率の進化？• Resc（脱出比）が一桁以上進化

– z4: Resc~0.1

1. LC-to-UV intrinsic ratio increases?• an order of magnitude increase => all PopIII?

2. UV dust opacity increases?• a factor of 2 increase => more dust at high-z?

3. fesc increases?


))exp(/( dustUVint

UVint

LCescesc τFFfR =


シミュレーションでも脱出率進化Razoumov, Sommer-Larsen (2006)

esca

pe fr

actio

n

13.6 eV-135 eV

z=3.8z=3.6

z=3.4 z=2.95 z=2.39

Razoumov, Sommer-Larsen (2007)

LoS

prob

abili

tyde

nsity

z=3.6

z=2.39, 2.95

log fesc

fesc increases

wide dispersion

fesc increases


銀河進化の枠組みでの理解へ• 脱出率は高赤方偏移ほど平均的に大きい• ｚ～３では脱出率の分散が大きい（Shapley et

al. 2006）1. 視線方向の影響？

• Ｓｈａｐｌｅｙが発見した脱出率の分散はorientation effect？ (Razoumov & Sommer-Larsen 2007)

• 高脱出率の視線方向確率が赤方偏移とともに増える→ 高赤方偏移銀河ほどＩＳＭがかき乱されている？

2. 高脱出率銀河は何か特別な性質を持つ？• 金属量？星形成率？星形成密度？年齢？

• もっと多くの高脱出率サンプルが必要！！


すばるＳ－ｃａｍによる電離光子探査

• 独自のＳ－ｃａｍ狭帯域フィルター：ＮＢ３５９– ｚ＝３．１銀河からの電離光子にフォーカス– ＳＳＡ２２領域– 多数の銀河を重ね合わせて

平均脱出率を

高精度に決定

– ２００７年９月９－１３日観測


銀河間吸収の分散

• 電離光子に対する銀河間吸収は頻度の少ないライマンリミットシステム（ＬＬＳ）の存在で決まる → 大きな分散

• モンテカルロシミュレーション– Ｉｎｏｕｅ＆Ｉｗａｔａ２００７，ＭＮＲＡＳ，ｓｕｂｍｉｔ


ＩＧＭオパシティの分布関数

ｚ＝１，２，３，４，５，６

電離光子のＩＧＭ透過率累積確率

ｚ＝５

４

３

２１


高脱出率銀河の予想検出率

（電離光子の限界等級）－（サンプルの紫外線等級）

（注）電離光子は静止系８８０－９１０Å （もっとも理想的な場合に相当）

ＮＢ３５９での限界等級２７ＡＢ（予想）

サンプル銀河（ｚ＝３．１）紫外等級２５ＡＢ：

検出率５０％！紫外等級２４．５ＡＢ

検出率７５％！

ｚ＝４でも十分検出できる？！


まとめ

• 電離光子脱出率の測定が進捗している– 一部のｚ＝３ＬＢＧからは電離光子が脱出している！

• 脱出率の分散が大きい– すばるＳ－ｃａｍ観測の結果を解析中

• ｚ＝３での平均脱出率を高精度に評価できる（はず）• 電離光子脱出率は高赤方偏移ほど平均的に高い可能性がある（脱出率の進化）– 銀河進化論との関係は？

• 高脱出率銀河の探査が今後必要– すばる観測でｚ＝３高脱出率銀河を検出できているか？– 理想的にはｚ＝４程度まで検出可能

銀河の電離光子脱出率目次宇宙再電離宇宙再電離　―　観測的制限宇宙再電離　―　観測的制限宇宙再電離史の２つのカギ宇宙再電離シミュレーション例銀河からの電離光子脱出率�―　理論的考察銀河からの電離光子脱出率�―　これまでの観測的制限（１）銀河からの電離光子脱出率�―　これまでの観測的制限（２）ＶＬＴ狭帯域測光観測による�ｚ～３ＬＢＧの電離光子観測狭帯域測光観測の特徴観測結果電離光子脱出率の進化脱出率いろいろ脱出フラックス比直接観測からの制限ＵＶＢからの制限：方法銀河間空間での電離光子輸送ＵＶＢからの制限：結果脱出率の進化？シミュレーションでも脱出率進化銀河進化の枠組みでの理解へすばるＳ－ｃａｍによる電離光子探査銀河間吸収の分散ＩＧＭオパシティの分布関数高脱出率銀河の予想検出率まとめ

銀河の電離光子脱出率 - 東京大学...2007年11月1日 東大天文センター談話会...

Documents

銀河の電離光子脱出率 - 東京大学...2007年11月1日東大天文センター談話会...